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Cap. 15Evolução de estrelas massivasDesde
AGA293
Jorge Meléndez
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Estrutura de estrela massiva (Massainicial > 9 MSol)
antes do colapso do núcleo e explosão supernova
Fe
Uma estrela é uma espécie de cozinha cósmica dentro da qual átomos de hidrogênio são cozinhados e viram átomos mais pesados
Carl Sagan
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Estrutura pre-colapso de estrela massiva(massa inicial = 25 MSol)
Kippenhahn et al. 2012: Stellar Structure & Evolution, 2nd Ed.
Camadas de queima
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Raio do núcleo ~ 1000 km
Raio do envelope ~ 5 U.A.Si burning shell
O burning shell
Ne burning shell
C burning shell
He burning shell
H burning shell
http://www.astronomy.ohio-state.edu/~pogge/Ast162/Unit3/supernova.html
Estrutura pre-colapso de estrela massiva (massa inicial > 9 MSol)
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Estrutura pre-colapso de estrela massiva
Tobias Fischer
Ye = Xp
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Nucleossíntese no rebote
E outras reações, por ex. :52Cr + 4He 56Fe24 2 26
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As supernovas mais comuns de colapso de núcleo são as tipo II-P (Plateau)
O Plateau é devido à energia depositada pelo frente de choque no envelope rico em hidrogênio ionização recombinação, liberando energia a uma T ~ 5000 K
Também energia do decaimento radioativo do Ni-56 (½ = 6,1 dias)
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Na expansão do frente de choque da SN, diferentes isótopos (vários deles radioativos) podem ser formados.
Além do Ni-56 (½ = 6,1 dias), temos o decaimento de
isótopos como Co-57 (½ = 271 d), Na-22 (½ = 2,6 anos),
Ti-44 (½ = 47 anos)
Isótopos abundantes dão
forma à curva de luz da SN
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Type II-P (Plateau)
Type II-L (linear)
Type II-P (Plateau) occurs about 10 times as often as Type II-L (linear)
Supernovas tipo II-L provavelmente não têm
um significativo envelope de hidrogênio
Plateau pela energia depositada no envelope rico em hidrogênio
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½ = 6,1 dias
½ = 271 dias
Taxa de Decaimento radioativo:
N: número de átomos: constante de desintegração
N0: número inicial de átomos na amostra
½: tempo de vida média
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½ = 6,1 dias
50% chance de decaimento em 6,1 dias
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A taxa de variação da luminosidade (curva de luz):
Variação da luminosidade dL/dt é proporcional a dN/dt:
→ d log L/dt = log10
e (dN/dt) / N
= 0,434 ((dN/dt)/N) = 0,434 x (-) = -0,434
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A taxa de variação da luminosidade (curva de luz):
Ou:
Medindo a inclinação da curva de luz podemos determinar determinar a origem
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Radioactive decays contributing to supernova light curves.(From http://cococubed.asu.edu, Frank Timmes’s pages at Arizona State University)
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Curva de luz da SN 1987A
Demorou muito (80 dias) em chegar ao máximo
Mbol (pico) = -15,5,
mas geralmente as tipo II têm -18
½ = 271 dias
½ = 6,1 dias
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ENERGY (keV)
Mahoney et al. 1988, ApJ, 334, L81
Gamma-ray observations of 56Co in SN 1987A
1238 keV line from the decay of 56Co
Observação no entorno da fonte
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Supernova 1987A,V ~ 2,9; d ~ 51,4 kpc
The progenitor star was identified as Sanduleak −69° 202, a blue supergiant, B3I (V = 12)
T = 16 000 KL = 1,1x105 LSol
Supernova 1987A after exploding & an image before the explosion. (c) David Malin / AAO
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Estrela progenitora da Supernova 1987A
Supernova 1987A
Massa inicial ~ 20 MSol
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Remanescente de supernovaSupernova 1054 Still expanding at rate of 1450 km/s
Much of the radiation is synchrotron
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Pequena parte do Cygnus loop, nebulosa de 15 000 anos
Ionização do ISM quando o remanescente SN encontra o ISM
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The Mysterious Rings of Supernova 1987A, © HST
Inner ring: ejected by winds 20 000 years ago
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© Sky & Telescope
Both rings (inner ring and 2 outer rings) may be due to previous mass loss
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http://www.eso.org/public/brazil/news/eso1032/
Artist’s impression of SN 1987A. © ESO
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HST/NASA images (between 1994 and 2016) chronicle the brightening and fading of a ring of gas around an exploded star.
https://www.nasa.gov/feature/goddard/2017/the-dawn-of-a-new-era-for-supernova-1987a
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Evolution of the ring collision from 1994 to 2014 (days 2270–9975) from a combination of HST B- and R-band images. Fransson et al. (2015)
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Kamiokande (large water Cherenkov detector) detected 11 events of neutrinos from the SN 1987A
http://www-sk.icrr.u-tokyo.ac.jp/sk/physics/supernova-e.html
8 events were also detected in the USA.
Both neutrino detections occurred hours before the optical detection neutrinos must have travelled close to c.
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2019: objeto compacto ainda não encontrado
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Abundâncias químicas no universo
Abundância dos elementos químicos no Sol normalizada para log NH = 12
(ou seja, NH = 1012)
H, He: muito abundantes.
Li, Be, B: pouco abundantes
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Evolução de nosso universoPrimeiros minutos: H, He (e pouco Li)
Big Bang
tem
po
13,7 billion years
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Nucleossíntese primordialFr
ação
de
mas
sa
Tempo após o Big Bang (segundos)
Temperatura (K)
3H (trítio) decai 3He (½ = 2,6 anos)
https://universe-review.ca/F02-cosmicbg01.htm
7Be decai 7Li (½ = 53 d)
3H e 7Be não sobrevivem
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Li e Be são facilmente destruídos em interiores estelares.Li queima a 2,7x106 K e Be a 3,6x106 K
De fato, a abundância de Li no Sol é 150 vezes menor do que em meteoritos, porem o Be no Sol é similar ao dos meteoritos. processos de transporte no envelope convectivo atingem a região de queima de Li mas não atingem a região onde Be é queimado
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Be & Li no Sol e em estrelas gêmeas do Sol
Be é quase constante com a idade
Li decresce com o aumento da idade
Marcelo Tucci Maia et al. 2015, A&A 576, L10
Os processos de transporte atingem apenas a camada de queima do Li, logo abaixo da zona convectiva (não chegam à camada de queima de Be que é mais interna)
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Abundâncias químicas no SolElementos como C, N, O, Ne, Si, S são abundantes
pois são produzidos por estrelas massivas e depois ejetados em ventos ou explosões SN tipo II (ou Ib/Ic).
A maioria desses elementos são produzidos por captura de partícula (4He)
Os elementos do pico do ferro (e.g., Cr, Fe, Co, Ni) são produzidos por SN Ia
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Supernovas de tipo Ia enriquecem
quimicamente a Galáxia, em particular em elementos do pico
do Fe.
Acontecem quando anãs brancas (massa
inicial < 8MSol)
acrescem massa de companheiras e
superam certo limite (~1,4 MSol)
https://phys.org/news/2014-08-ia-supernovae-stem-explosion-white.html
Anã branca
Companheira
Supernova tipo Ia
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Para núcleos com alto Z fica mais difícil termos fusão nuclear devido à maior barreira Coulombiana
Repulsão entre as cargas positivas pela força Coulombiana
Atr
ação
dev
ida
à fo
rça
fort
e p+ p+
1fm = 10-15m
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Nêutrons não são afetados pela barreira Coulombiana.
O Nêutron capturado pode decair elemento químico com Z = Z+1
Alto fluxo de nêutrons: processo-r (rapid)E.g., SN II ou fusão de estrelas de nêutrons
Baixo fluxo de nêutrons: processo-s (slow)Estrelas AGB
Nucleossíntese por captura de nêutrons: processo-s e processo-r
n
p+
e- ne
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Abundância dos elementos químicos no Sol
Se
Picos dos elementos do processo-s
Xe
Picos dos elementos do
processo-r
Elementos formados por captura de nêutrons (Z > 30)
Elementos formados por captura de nêutrons (Z > 30)
Pt
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Fusão estrelas nêutrons
Estrelas AGB Supernovas Ia
Supernovas II
Raios cósmicos: Li, Be, BBig Bang: H, He, Li
Adaptado de Jennifer Johnsonhttp://www.astronomy.ohio-state.edu/~jaj/nucleo/
Processo-s: estrelas AGB (fase de pulsos térmicos)
Processo-r: fusão de estrelas de nêutrons (e SN II?)
A origem dos elementos no Sistema Solar
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C, O
H He
Envelope de hidrogênio(não está em escala) x 1000
HeHe→ C
Casca de queima de HHydrogen-burning shell
Casca queima de HeHelium burning shell
Casca de He, onde é produzido o processo-sHelium intershell
Núcleo de C, O
Os elementos do processo-s são produzidos na fase de gigante AGB (durante os pulsos térmicos)
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5 MSol
Processo-s é produzido nos pulsos térmicos
na fase gigante AGB, na casca de He (entre as cascas de queima de H e queima de He)
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Convective Envelope
TP AGB star
Sun
C/O core
H→ HeHe→ C
He
H
Elementos do processo-s são dragados para a
superfície via o envelope convectivo
Slide adaptado de Amanda Karakas
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Processo-r: captura de nêutrons durante a fusão de estrelas de nêutrons
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15.4 Gamma ray bursts (GRB)
Satellite Vela that detected Gamma Ray Bursts
The Vela spacecrafts monitored the compliance of the Soviet Union to the 1963 Partial Test Ban Treaty, by looking for sudden bursts of gamma rays from nuclear weapons.
Em 1967 era clara a origem astronômica, porem GRB divulgados ao público apenas em 1973
Primeiros gamma ray bursts detectados nos anos 1960s
https://en.wikibooks.org/wiki/General_Astronomy/Introduction_and_Brief_History_of_Gamma-Ray_Bursts
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Gamma ray bursts
- Aproximadamente 1 por dia aleatoriamente no céu
- Energia de keV a GeV- Duração de 10-2 a 103 segundos- Tempo de subida de 10-4 segundos, seguido de
queda exponencial. - Geralmente podem ter vários picos
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Curvas de luz de 2 Gamma ray bursts observados pelo BATSE/Compton Gamma-Ray Observatory [CGRO]
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Energia liberada
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Distâncias desconhecidas. Proposta inicial: estrelas de nêutrons no disco espesso da nossa galáxia. Problema: distribuição é isotrópica
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Gamma Ray Burst GRB 970228 Appears To Originate Outside Our Galaxy.
https://en.wikipedia.org/wiki/GRB_970228
BeppoSAX (satélite Itália/Holanda) observou no 28 fev 1997 o GRB 970228, localizando a fonte dentro de 3 arcmin. Depois telescópios de raios-X de maior resolução localizaram melhor a fonte.
Observações posteriores no óptico descobriram que a fonte está localizada em uma galáxia origem extragaláctica dos GRBs
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Dois tipos de GRBs.
Long-soft (> 2 segundos) Menor energia.Colapso de supernova.
Short-hard (< 2 segundos)Maior energia.Colisão de 2 estrelas de nêutrons
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Discovery of SN 1998bw associated with GRB 980425.
Conexão direta entre Long-Soft GRB e supernovas de colapso do núcleo foi bem estabelecida com o evento GRB 980425
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Raios-gama pela colisão de 2 estrelas de nêutrons
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Imagem no visível da colisão de duas estrelas de nêutrons
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Evolução da curva de luz
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Now astronomers, including those from the Max Planck Institute for Astronomy, have identified such an element in the spectra of that time:
strontium, which was apparently produced in the so-called r-process.
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15.5 Raios cósmicos
Descobertos em 1912 por Victor Hess.
“Raios” cósmicos são na verdade partículas de várias massas (p+, e-, núcleos de C, O, Mg, Si, ...)
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Energias:107 – 3x1020 eV
Remanescente SN
Sol
Aceleração perto de
estrelas de nêutrons
ou buracos negros Meio intergaláctico ou AGNs
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Raio de Larmor (ou raio de giro)
Força centrípeta no caso relativístico:
Força em partícula carregada de velocidade v em campo magnético B
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Raio de Larmor (ou raio de giro)
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15.5 Raios cósmicos. Composição
Li, Be e B podem ser produzidos no ISM devido ao processo de “spallation”, que é a quebra de átomos de C, N e O, pelo bombardeio de raios cósmicos (p. ex., prótons)
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Exemplo: spallation (quebra/fissão) do carbono, por por bombardeio de raio
cósmico de próton
12C + 1H 11B + 2 1H
10B + 3He
9Be + 3He + 1H
6 5
5 2
2 1
1
4
1
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A origem dos elementos no Sistema Solar
Fusão estrelas nêutrons
Estrelas AGB Supernovas Ia
Supernovas II
Raios cósmicos: Li, Be, BBig Bang: H, He, Li
Adaptado de Jennifer Johnsonhttp://www.astronomy.ohio-state.edu/~jaj/nucleo/
Processo-s: estrelas AGB (fase de pulsos térmicos)
Processo-r: fusão de estrelas de nêutrons (e SN II?)
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Provinha 2018
1. É possível produzir Li-6 a partir de spallation de núcleo de 12C, 14N ou 16O? Se sim, propor uma (1) reação?
2. Qual a fração de Ni-56 que sobrevive após 12,2 dias da explosão supernova?